Kā galaktikas koncentrējas milzīgās struktūrās, ko veido tumšā matērija un sākotnējās svārstības
Vairāk nekā atsevišķa galaktika
Mūsu Piena Ceļš ir tikai viena no miljardiem galaktiku. Tomēr galaktikas neklīst nejauši: tās koncentrējas superskopās, šķiedrās un plāksnēs, ko atdala milzīgas tukšuma zonas, kurās gandrīz nav starojošas matērijas. Visas šīs liela mēroga struktūras veido tīklu, kas stiepjas simtiem miljonu gaismas gadu mērogā, bieži sauktu par „kosmisko tīklu“. Šis sarežģītais tīkls veidojas galvenokārt pateicoties tumšās matērijas karkasam, kura gravitācijas pievilkšana organizē gan tumšo, gan barionisko matēriju kosmiskajos “ceļos” un tukšumos.
Tumšās matērijas sadalījums, ko nosaka agrīnā Visuma sākotnējās svārstības (pastiprinātas ar kosmisko paplašināšanos un gravitācijas nestabilitāti), rada galaktiku halu aizmetņus. Šajās halās vēlāk veidojas galaktikas. Šo struktūru novērošana un to salīdzināšana ar teorētiskām simulācijām ir kļuvusi par mūsdienu kosmoloģijas stūrakmeni, kas apstiprina ΛCDM modeli lielākajos mērogos. Zemāk apskatīts, kā šīs struktūras tika atklātas, kā tās attīstās un kādi ir pašreizējie pētījumu virzieni, lai labāk izprastu kosmisko tīklu.
2. Vēsturiskā attīstība un novērojumu pārskati
2.1 Agrīnie kopu signāli
Pirmās galaktiku kartes (piemēram, Shapley novērojumi par bagātīgiem skopojumiem 20. gadsimta 40. gados, vēlākie sarkanās nobīdes pārskati, piemēram, CfA Survey 80.–90. gados) parādīja, ka galaktikas patiešām koncentrējas lielās struktūrās, kas ir daudz lielākas par atsevišķiem skopojumiem vai grupām. Superskopas, piemēram, Komas superskopa (Coma Supercluster), ļāva pieņemt, ka tuvējā Visuma izkārtojums ir šķiedrains.
2.2 Sarkanā nobīde (Redshift) pārskati: 2dF un SDSS pionieri
2dF Galaxy Redshift Survey (2dFGRS) un vēlāk Sloan Digital Sky Survey (SDSS) būtiski paplašināja galaktiku kartējumus līdz simtiem tūkstošu, bet vēlāk – miljoniem objektu. To trīsdimensiju kartes skaidri parādīja kosmisko tīklu: garas šķiedras no galaktikām, milzīgas tukšuma zonas, kurās gandrīz nav galaktiku, un krustpunktos veidojošos masīvos superskopas. Lielākās šķiedras var stiepties simtiem megaparseku.
2.3 Mūsdienu Epoha: DESI, Euclid, Roman
Pašreizējie un nākotnes pārskati, piemēram, DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument), Euclid (ESA) un Nancy Grace Roman kosmiskais teleskops (NASA), vēl vairāk padziļinās un paplašinās šos pārvietojumu kartējumus līdz desmitiem miljonu galaktiku lielākiem pārvietojumiem. Tie cenšas izpētīt kosmiskā tīkla attīstību no agrīnām epohām un detalizētāk novērtēt tumšās matērijas, tumšās enerģijas un struktūru veidošanās mijiedarbību.
3. Teorētiskie Pamati: Gravitācijas Nestabilitāte un Tumšā Matērija
3.1 Primārās Svārstības no Infliācijas
Agrīnajā Visumā, infliācijas laikā, kvantu svārstības pārvērtās par klasiskām blīvuma traucējumiem, aptverot dažādu mērogu diapazonus. Pēc infliācijas beigām šie traucējumi kļuva par kosmisko struktūru aizmetņiem. Tā kā tumšā matērija ir auksta (agrīni kļūst nerelatīvistiska), tā diezgan ātri sāka koncentrēties, kad atdalījās no karstās starojuma vides.
3.2 No Lineārās Izaugsmes līdz Nelineārai Strukturai
Visumam paplašinoties, vietas, kuru blīvums bija nedaudz lielāks par vidējo, gravitacionāli pievilka arvien vairāk vielas, un blīvuma kontrasts pieauga. Sākumā šis process bija lineārs, bet dažās vietās tas kļuva nelineārs, līdz šīs vietas galu galā sabruka gravitācijas halojos. Tikmēr mazāka blīvuma reģioni paplašinājās ātrāk, veidojot kosmiskos tukšumus. Kosmiskais tīkls rodas no šīs savstarpējās gravitācijas mijiedarbības: tumšā matērija kļūst par karkasu, uz kuru krīt barioni, veidojot galaktikas.
3.3 N-korpuskulu Simulācijas
Mūsdienu N-korpuskulu simulācijas (Millennium, Illustris, EAGLE un citas) seko miljardiem daļiņu, kas pārstāv tumšo matēriju. Tās apstiprina tīkla sadalījumu – gijas, mezglus (kopas) un tukšumus – un rāda, kā galaktikas veidojas blīvos halojos šajās mezglu krustpunktos vai gar gijām. Šīs simulācijas izmanto sākotnējos apstākļus no KFS (CMB) jaudas spektra, demonstrējot, kā mazas amplitūdas svārstības izaug līdz mūsdienās redzamajām struktūrām.
4. Kosmiskā Tīkla Uzbūve: Gijas, Tukšumi un Superspiedieni
4.1 Gijas
Gijos – tās ir saites starp masīviem kopu "mezgliem". Tās var stiepties desmitiem vai pat simtiem megaparseku, kuros atrodami dažādi galaktiku kopas, grupas un starpgalaktiskās gāzes. Dažos novērojumos redzama vāja rentgena (X) vai ūdeņraža HI starojuma, kas savieno kopas un liecina, ka tajās ir gāzes. Šīs gijas ir kā maģistrāles, pa kurām viela no retākām vietām pārvietojas uz blīvākiem mezgliem gravitācijas dēļ.
4.2 Tukšumi
Tukšumi ir milzīgas, zema blīvuma zonas, kurās gandrīz nav galaktiku. Parasti tās aizņem apmēram 10–50 Mpc diametru, bet var būt arī lielākas. Galaktikas, kas atrodas tukšumu iekšienē (ja tādas vispār ir), bieži ir ļoti izolētas. Tukšumi paplašinās nedaudz ātrāk nekā blīvākas zonas, iespējams, ietekmējot galaktiku attīstību. Tiek lēsts, ka ~80–90 % kosmiskās telpas veido tukšumi, kuros koncentrējas tikai ~10 % no visām galaktikām. Šo tukšumu forma un sadalījums ļauj pārbaudīt tumšās enerģijas vai alternatīvu gravitācijas modeļu hipotēzes.
4.3 Superskopas
Superskopas parasti nav pilnībā gravitācijas ziņā apvienotas, bet tās veido liela mēroga pārpalikumus (overdensities), aptverot vairākas kopas un šķiedras. Piemēram, Šeiplija superskopa vai Herkulesa superskopa – vieni no lielākajiem zināmajiem šāda veida veidojumiem. Tie definē lielmēroga vidi galaktiku kopām, bet kosmiskos laika posmos var arī neveidoties par viendabīgu gravitācijas veidojumu. Mūsu vietējā grupa (Local Group) pieder Virdžīnijas (Virgo) superskopai, sauktai arī par Laniakea – šeit koncentrējas simtiem galaktiku, kuru centrālā daļa ir Virdžīnijas kopa.
5. Tumšās Matērijas Nozīme Kosmiskajā Tīklā
5.1 Kosmiskais Rāmis
Tumšā matērija, būdama nesaskrienoša (collisionless) un veidojot lielāko daļu matērijas, veido halojus mezglos un gar šķiedrām. Barioni, kas mijiedarbojas elektromagnētiski, vēlāk kondensējas galaktikās šajos tumšās matērijas halojos. Bez tumšās matērijas vieni barioni grūti veidotu masīvus gravitācijas urbumus pietiekami agri, lai radītu šodien novērotās struktūras. N-korpusu simulācijas, kurās tumšā matērija tiek izņemta, rāda pilnīgi atšķirīgu sadalījumu, kas neatbilst realitātei.
5.2 Novērojumu Apstiprinājums
Vājš gravitācijas lēšošana (angļu val. cosmic shear) lielās debess daļās tieši mēra masas sadalījumu, kas sakrīt ar šķiedru struktūrām. Rentgena (X) un Sunjajeva–Zeldoviča (SZ) efekta novērojumi kopās atklāj karsto gāzu koncentrācijas, kas bieži atbilst tumšās matērijas gravitācijas potenciāliem. Lēšošanas, rentgena datu un galaktiku kopu izvietojuma kombinācija spēcīgi atbalsta tumšās matērijas nozīmi kosmiskajā tīklā.
6. Ietekme uz Galaktiku un Kopu Veidošanos
6.1 Hierarhiska Apvienošanās
Struktūras veido hierarhiski: mazāki haloi saplūst lielākos laika gaitā. Šķiedras veido pastāvīgu gāzu un tumšās matērijas plūsmu uz kopu mezgliem, tā tos vēl vairāk audzējot. Simulācijas rāda, ka galaktikām, kas atrodas šķiedrās, raksturīga ātrāka matērijas pieplūde, kas ietekmē to zvaigžņu veidošanās vēsturi un morfoloģiskās pārmaiņas.
6.2 Vides Ietekme uz Galaktikām
Galaktikas blīvās šķiedrās vai kopu centros piedzīvo spiediena atplēšanu (ram-pressure stripping), potenciālus plūdmaiņu bojājumus (tidal interactions) vai gāzu trūkuma problēmas, kas var izraisīt to morfoloģiskas izmaiņas (piemēram, spirāles pārvērtību par lēšveida galaktikām). Savukārt galaktikas tukšumos var saglabāties bagātas ar gāzēm un aktīvāk veidot zvaigznes, jo tām ir mazāk mijiedarbību ar kaimiņiem. Tādējādi kosmiskā tīkla vide būtiski ietekmē galaktiku evolūciju.
7. Nākotnes Pārskati: Detalizēta Tīkla Karte
7.1 DESI, Euclid, Roman Projekti
DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument) vāc ~35 miljonu galaktiku/kvazāru nobīdes, kas ļauj veidot 3D kosmiskā tīkla kartes līdz aptuveni z ~ 1–2. Tajā pašā laikā Euclid (ESA) un Roman kosmiskais teleskops (NASA) nodrošinās ļoti plaša pārklājuma attēlus un spektroskopiskos datus miljardiem galaktiku, ļaujot mērīt lēšošanu, BAO un struktūras izaugsmi, lai precizētu tumšo enerģiju un kosmisko ģeometriju. Šie jaunās paaudzes pārskati ļaus bezprecedenta precizitātē “aust” tīkla karti līdz ~z = 2, aptverot vēl lielāku Visuma daļu.
7.2 Spektrālo Līniju Kartes
HI intensitātes kartes (intensity mapping) vai CO līniju kartes ļauj ātrāk novērot liela mēroga struktūru telpiskā nobīdes kontekstā, pat neattēlojot katru atsevišķu galaktiku. Šī metode paātrina pārskatus un sniedz tiešu informāciju par matērijas sadalījumu kosmiskajos laikos, nodrošinot jaunus ierobežojumus tumšajai matērijai un tumšajai enerģijai.
7.3 Krustkorelācijas un Daudzsūtītāju (Multi-Messenger) Metodes
Datu apvienošana no dažādiem kosmiskiem indikatoriem – KFS lēšošana, vājas lēšošanas galaktiku, rentgena kopu katalogu, 21 cm intensitātes kartēm – ļaus precīzi rekonstruēt trīsdimensiju blīvuma lauku, šķiedras un matērijas plūsmas laukus. Šāda metožu kombinācija palīdz pārbaudīt gravitācijas likumus lielā mērogā un salīdzināt ΛCDM prognozes ar iespējamiem modificētas gravitācijas modeļiem.
8. Teorētiskie Pētījumi un Neatbildētie Jautājumi
8.1 Mazā Mēroga Neatbilstības
Lai gan kosmiskā tīkls lielā mērogā labi atbilst ΛCDM, noteiktās mazā mēroga jomās novērojamas neatbilstības:
- Cusp–core problēma pundurgalaktiku rotācijas līknēs.
- Trūkstošo satelītu problēma: ap Piena Ceļu atrod mazāk pundurhalu, nekā gaidīts pēc vienkāršām simulācijām.
- Satelītu plakņu (plane of satellites) fenomens vai citi izvietojuma neatbilstības dažās vietējās galaktiku grupās.
Tas var nozīmēt, ka svarīgi ir barjonu atgriezeniskās saites (feedback) procesi vai nepieciešama jauna fizika (piemēram, silta tumšā matērija vai mijiedarbīga tumšā matērija), kas maina struktūru mazākos par Mpc mērogos.
8.2 Agrīnās Visuma fizika
Pirmsēdens svārstību spektrs, kas novērots kosmiskajā tīklā, ir saistīts ar infliāciju. Tīkla pētījumi lielākās nobīdēs (z > 2–3) varētu atklāt smalkas negausīnu svārstību vai alternatīvu infliācijas scenāriju pazīmes. Tikmēr jonizācijas (reionizācijas) laikmeta šķiedras un barjonu sadalījums ir vēl viens novērojumu “horizonts” (piemēram, caur 21 cm tomogrāfiju vai dziļām galaktiku pārbaudēm).
8.3 Gravitācijas pārbaude lielos mērogos
Teorētiski, pētot, kā šķiedras veidojas kosmiskajā laikā, var pārbaudīt, vai gravitācija atbilst vispārīgajai relativitātei (VR), vai noteiktos apstākļos lielo mērogu superspīčos parādās novirzes. Pašreizējie dati atbalsta standarta gravitācijas izaugsmi, bet detalizētāka karte nākotnē var atklāt nelielas novirzes, kas ir svarīgas f(R) vai “braneworld” teorijām.
9. Secinājums
Kosmiskā tīkla – lielā šķiedru, tukšumu un superspīču pinums – atklāj, kā Visuma struktūra attīstās no tumšās matērijas kontrolētās gravitācijas pirmsēdens blīvuma svārstību izaugsmes. Atklājot to, veicot lielas nobīdes pārskatus un salīdzinot ar uzticamām N-korpuskulu simulācijām, kļūst skaidrs, ka tumšā matērija ir nepieciešams “karkass” galaktiku un kopu veidošanai.
Galaktika izvietojas šajās šķiedrās, plūst uz kopu mezgliem, un lielas tukšuma zonas paliek vienas no tukšākajām kosmosa daļām. Šajā simtiem megaparseku mērogā izvietotajā struktūrā atklājas Visuma hierarhiskās izaugsmes iezīmes, kas lieliski saskan ar ΛCDM un ir apstiprinātas ar KFS anizotropijām un visu kosmisko novērojumu ķēdi. Pašreizējie un nākotnes projektu pārskati ļaus vēl detalizētāk “sajust” trīsdimensiju kosmiskā tīkla attēlu, labāk izprast Visuma struktūras attīstību, tumšās matērijas dabu un pārbaudīt, vai standarta gravitācijas likumi darbojas pašos lielākajos mērogos. Šis kosmiskais tīkls ir grandiozs, savstarpēji saistīts motīvs un pats kosmiskā radīšanas “pirkstu nospiedums” no pirmajām mirklīm līdz mūsdienām.
Literatūra un Papildu Lasāmviela
- Gregory, S. A., & Thompson, L. A. (1978). “Galaktiku superklasteri.” The Astrophysical Journal, 222, 784–796.
- de Lapparent, V., Geller, M. J., & Huchra, J. P. (1986). “Visuma šķēle.” Astrofizikas žurnāla vēstules, 302, L1–L5.
- Colless, M., et al. (2001). “2dF galaktiku sarkano nobīžu pētījums: spektri un sarkanie nobīdes.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 328, 1039–1063.
- Tegmark, M., et al. (2004). “Kosmoloģiskie parametri no SDSS un WMAP.” Physical Review D, 69, 103501.
- Springels, V., u.c. (2005). “Galaktiku un kvazāru veidošanās, attīstības un kopu simulācijas.” Daba, 435, 629–636.